• Começa Com Um Estrondo

Pergunte a Ethan: Nós sabemos por que o Big Bang realmente aconteceu?

Durante os primeiros estágios do Universo, um período inflacionário se instalou e deu origem ao Big Bang quente. Hoje, bilhões de anos depois, a energia escura está fazendo com que a expansão do Universo acelere. Esses dois fenômenos têm muitas coisas em comum e podem até estar conectados, possivelmente relacionados através da dinâmica dos buracos negros. (Crédito: C.-A. Faucher-Giguere, A. Lidz e L. Hernquist, Science, 2008)

• Estudar o Big Bang nos diz como nosso universo evoluiu para se tornar assim, mas não revela imediatamente por que o Big Bang ocorreu ou o que pode tê-lo precedido.
• Teórica e observacionalmente, a evidência da inflação cósmica precedendo e estabelecendo o Big Bang é incrivelmente forte e abrangente.
• Ainda há algumas coisas novas e sensíveis a serem medidas, mas a falta de frutas de baixo custo não significa que a árvore está morta.

Desde que os humanos existem, nossa curiosidade inata nos obrigou a fazer perguntas sobre o universo. Por que as coisas são do jeito que são? Como eles ficaram assim? Esses resultados eram inevitáveis ​​ou as coisas poderiam ter sido diferentes se voltássemos o relógio e começássemos tudo de novo? Das interações subatômicas à grande escala do cosmos, é natural se perguntar sobre tudo isso. Por inúmeras gerações, essas foram perguntas que filósofos, teólogos e criadores de mitos tentaram responder. Embora suas ideias possam ter sido interessantes, não foram nada definitivas.

A ciência moderna oferece uma maneira superior de abordar esses quebra-cabeças. Para o inquérito desta semana, Jerry Kauffman pergunta sobre um dos quebra-cabeças mais fundamentais:

É sempre preocupante para mim pensar no Big Bang como tendo acontecido em um único ponto no [espaço-tempo]… O que existia antes do Big Bang? E por que aconteceu o Big Bang?

Quando se trata das maiores perguntas de todas, a ciência nos fornece as melhores respostas que podemos reunir, dado o que sabemos e o que permanece desconhecido, em qualquer momento. Aqui e agora, estas são as melhores conclusões robustas que podemos chegar.

Uma história visual do Universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura subsequente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos de luz e do fundo cósmico de micro-ondas, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. À medida que o Universo se expande, ele também esfria, permitindo a formação de íons, átomos neutros e, eventualmente, moléculas, nuvens de gás, estrelas e, finalmente, galáxias. ( Crédito : NASA/CSC/M.Weiss)

Quando olhamos para as galáxias do universo hoje, descobrimos que – em média – quanto mais distante estiver, maior a quantidade de sua luz desviada para comprimentos de onda mais longos e mais vermelhos. Quanto mais tempo a luz passa viajando pelo universo antes de chegar aos nossos olhos, maior a extensão com que a expansão do universo estica seu comprimento de onda; foi assim que descobrimos que o universo está se expandindo. Como a luz esticada de comprimento de onda mais longo é mais fria do que a luz de comprimento de onda mais curto, o universo esfria à medida que se expande. Se extrapolarmos para trás no tempo em vez de para frente, esperaríamos que o universo primitivo existisse em um estado mais quente, mais denso e mais uniforme.

Originalmente, levamos a extrapolação tão longe quanto podíamos imaginar – para temperaturas e densidades infinitas e um volume infinitesimalmente pequeno: uma singularidade. Evoluindo a partir desse estado inicial, previmos com sucesso e depois observamos:

• a radiação restante do Big Bang, observável como o fundo cósmico de microondas
• a abundância dos elementos leves antes de quaisquer estrelas serem formadas
• o crescimento gravitacional da estrutura em grande escala no universo

No entanto, também observamos coisas que não poderíamos explicar universo se o universo começasse de um estado singular, incluindo por que não havia sobras de relíquias das épocas de maior energia, por que o universo tinha as mesmas propriedades em direções opostas que nunca poderiam ter trocado informações entre si, e por que não havia absolutamente nenhuma curvatura espacial, deixando o universo indistinguível do plano.

As magnitudes dos pontos quentes e frios, bem como suas escalas, indicam a curvatura do universo. Para o melhor de nossas capacidades, medimos para ser perfeitamente plano. As oscilações acústicas bariônicas e o CMB, juntos, fornecem os melhores métodos para restringir isso, até uma precisão combinada de 0,4%. Até onde podemos medir, o universo é indistinguível de espacialmente plano. ( Crédito : Smoot Cosmology Group/LBL)

Sempre que chegamos a esse cenário – observando propriedades que nossas principais teorias não podem explicar ou prever – ficamos com duas opções:

1. Você pode penhorar as propriedades como condições iniciais. Por que o universo é plano? Nasceu assim. Por que é a mesma temperatura em todos os lugares? Nasceu assim. Por que não existem relíquias de alta energia? Eles não devem existir. E assim por diante. Esta opção não oferece nenhuma explicação.
2. Você pode imaginar algum tipo de dinâmica: um mecanismo que precede o estado que observamos e o configura, para que ele tenha começado com as condições necessárias para criar as propriedades que observamos hoje.

Embora seja um pouco controverso dizer, a primeira opção só é aceitável quando você tem certeza de que as condições com as quais você poderia ter começado são suficientemente aleatórias. Por exemplo, os sistemas solares se formam a partir de instabilidades em discos protoplanetários em torno de estrelas recém-formadas; isso é aleatório e, portanto, não há explicação para o motivo pelo qual nosso sistema solar possui seu conjunto particular de planetas. Mas para todo o universo, escolher essa opção equivale a desistir da dinâmica, afirmando que não há necessidade sequer de procurar um mecanismo que poderia ter precedido e desencadeado o Big Bang quente.

As estrelas e galáxias que vemos hoje nem sempre existiram, e quanto mais recuamos, mais próximo de uma aparente singularidade o universo fica, à medida que avançamos para estados mais quentes, mais densos e mais uniformes. No entanto, há um limite para essa extrapolação, pois voltar a uma singularidade cria quebra-cabeças que não podemos responder. ( Crédito : NASA, ESA e A. Feild (STScI))

Felizmente, porém, nem todos caíram nessa falácia lógica solipsista. Se você quiser ir além de sua compreensão atual de como as coisas funcionam, basta uma ideia nova e superior. Como você sabe se uma ideia é boa o suficiente para substituir nossa velha teoria e revolucionar nossa visão do universo? Acredite ou não, existem apenas três critérios que você deve atender:

1. Tem que reproduzir todo sucesso que a velha teoria alcançou. Cada um, sem exceção.
2. Tem que ter sucesso onde a velha teoria não conseguiu, explicando com sucesso os fenômenos que a velha teoria não conseguia.
3. Ele precisa, talvez mais importante, fazer novas previsões que diferem das previsões da velha teoria. Essas novas previsões devem ser testadas para determinar o fracasso ou o sucesso da nova ideia.

Foi exatamente isso que, há pouco mais de 40 anos, o conceito de inflação cósmica (às vezes conhecida como inflação cosmológica) se propôs a fazer. Ele levantou a hipótese de que antes do universo estar cheio de matéria e radiação, ele era dominado pela energia inerente ao próprio tecido do espaço. Essa energia fez com que o universo se expandisse exponencial e implacavelmente. A expansão esticaria o espaço para que ficasse aparentemente plano, fazendo com que todas as direções tivessem a mesma temperatura porque tudo estava causalmente conectado no passado. Em última análise, esse processo colocaria um limite superior na temperatura máxima alcançada no início do universo, impedindo a formação de relíquias de alta energia.

No painel superior, nosso universo moderno tem as mesmas propriedades (incluindo temperatura) em todos os lugares porque eles se originaram de uma região que possui as mesmas propriedades. No painel do meio, o espaço que poderia ter qualquer curvatura arbitrária é inflado até o ponto em que não podemos observar nenhuma curvatura hoje, resolvendo o problema da planicidade. E no painel inferior, as relíquias de alta energia pré-existentes são infladas, fornecendo uma solução para o problema das relíquias de alta energia. É assim que a inflação resolve os três grandes quebra-cabeças que o Big Bang não consegue explicar sozinho. ( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

O modelo inicial de inflação cósmica teve sucesso onde o Big Bang sem inflação falhou, mas lutou para atender ao primeiro critério, na medida em que falhou em produzir um universo que tivesse propriedades uniformes em todas as direções. No entanto, com o trabalho da comunidade, rapidamente foram descobertos modelos de aulas que reproduziam os sucessos do Big Bang, e que levaram a uma rica era de exploração teórica. Nós modelaríamos a inflação cósmica como um campo e, então, as leis da física nos permitiriam extrair as propriedades impressas no universo de qualquer modelo específico que escolhêssemos. Esses detalhes foram trabalhados em grande parte durante as décadas de 1980 e 1990, e são encontrados em uma variedade de livros didáticos na área, incluindo:

• Kolb e Turner O Universo Primitivo
• John Peacock Física Cosmológica
• Liddle e Lyth Inflação Cosmológica e Estrutura em Grande Escala
• Scott Dodelson Cosmologia Moderna

O livro de Dodelson tornou-se o padrão do campo sobre como as impressões da inflação cósmica são deixadas no universo, particularmente no fundo cósmico de microondas. Se você estudou cosmologia em nível de pós-graduação nos últimos 30 anos, essas foram muitas das fontes primárias seminais que lhe ensinaram como extrair algumas previsões-chave da inflação que seriam diferentes de um universo onde a inflação não ocorresse.

As flutuações de grande, média e pequena escala do período inflacionário do universo primitivo determinam os pontos quentes e frios (subdenso e superdenso) no brilho remanescente do Big Bang. Essas flutuações, que se estendem por todo o Universo na inflação, devem ter uma magnitude ligeiramente diferente em escalas pequenas versus grandes: uma previsão que foi confirmada por observação aproximadamente no nível de ~ 3%. ( Crédito : Equipe Científica da NASA/WMAP)

Em particular, existem seis grandes previsões de inflação cósmica que foram definitivamente extraídas antes de serem testadas. A inflação prevê:

1. um espectro de imperfeições - flutuações de densidade e temperatura - que são quase, mas não perfeitamente, invariantes de escala
2. um universo que é grosseiramente indistinguível do plano, mas que tem curvatura no nível de ~ 0,001%
3. imperfeições de densidade que são 100% adiabáticas e 0% de isocurvatura na natureza
4. flutuações em escalas de super-horizontes, que são maiores do que um sinal se movendo na velocidade da luz em um universo em expansão poderia criar
5. uma temperatura máxima finita para o universo durante o Big Bang quente, que deve ser significativamente menor do que a escala de Planck
6. um espectro de flutuações de ondas gravitacionais - flutuações de tensores - deve ser criado também, com um padrão particular para ele.

Todas essas seis previsões estavam em vigor muito antes dos primeiros dados dos satélites WMAP ou Planck voltarem, permitindo-nos testar a inflação cósmica versus um cenário não inflacionário. Desde então, observamos fortes evidências favorecendo a inflação cósmica para os pontos 1, 3, 4 e 5, e ainda não alcançamos sensibilidades que revelem um sinal decisivo para os pontos 2 e 6. No entanto, indo 4-para-4 onde temos pudemos testá-la foi mais do que suficiente para validar a inflação, tornando-a a nova explicação consensual para a origem do nosso universo. A inflação veio antes e criou o Big Bang quente, com a extrapolação de volta a uma singularidade que agora se tornou uma suposição infundada.

A imagem cósmica moderna da história do nosso universo começa não com uma singularidade que identificamos com o Big Bang, mas sim com um período de inflação cósmica que estende o universo a enormes escalas, com propriedades uniformes e planicidade espacial. O fim da inflação significa o início do Big Bang quente. ( Crédito : Nicole Rager Fuller/Fundação Nacional de Ciências)

Um pouco mais profundo

No entanto, como quase sempre acontece na ciência, aprender algo novo sobre o universo apenas levanta questões adicionais. Qual é exatamente a natureza da inflação cósmica? Qual foi a sua duração. O que fez com que o universo inflasse? Se a inflação cósmica é causada por um campo quântico – uma suposição justificável a ser feita – então quais são as propriedades desse campo? Assim como antes, se quisermos responder a essas perguntas, temos que encontrar maneiras de testar a natureza da inflação e depois submeter o universo a esses testes.

A maneira como exploramos isso é construindo modelos inflacionários – alavancando teorias de campo eficazes – e extraindo as principais previsões de vários modelos de inflação. Genericamente, você tem um potencial, você obtém inflação quando a bola está no alto de uma colina no potencial, e a inflação termina quando a bola rola para baixo de um ponto alto para um vale do potencial: um mínimo. Ao calcular várias propriedades da inflação cósmica a partir desses potenciais, você pode extrair previsões para os sinais que espera existir em seu universo.

Então, podemos sair e medir o universo, medindo algumas propriedades precisas e intrincadas da luz que compõe o fundo cósmico de micro-ondas e compará-las com os vários modelos que inventamos. Os que permanecem consistentes com os dados ainda são viáveis, enquanto os que estão em conflito com os dados podem ser descartados. Essa interação de teoria e observação é como todas as ciências astronômicas, incluindo a cosmologia e a ciência do universo primitivo, avançam.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do universo atual, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. Novas previsões como essas são essenciais para demonstrar a validade de um mecanismo de ajuste fino proposto. (Crédito: E. Siegel; ESA/Planck e a Força-Tarefa Interagências DOE/NASA/NSF em pesquisa CMB)

Em todos os modelos inflacionários, são os momentos finais da inflação cósmica – aqueles que ocorrem pouco antes do início do Big Bang quente – que deixam suas marcas no universo. Esses momentos finais sempre produzem dois tipos de flutuações:

1. flutuações escalares . Estes aparecem como imperfeições de densidade/temperatura e levam à estrutura em grande escala do universo
2. flutuações do tensor . Estes aparecem como ondas gravitacionais que sobraram da inflação e se imprimem na polarização da luz do fundo cósmico de micro-ondas. Especificamente, eles aparecem como o que chamamos de modos B: um tipo especial de polarização que acontece quando a luz e as ondas gravitacionais interagem.

Como determinamos quais são as flutuações escalares e as flutuações do tensor? Conforme detalhado nos textos acima mencionados, há apenas alguns aspectos do potencial inflacionário que importam. A inflação ocorre quando você está no alto da colina de um potencial de inflação termina quando você rola para o vale abaixo e fica lá. A forma específica do potencial, incluindo suas primeiras e segundas derivadas, determinam os valores dessas flutuações, enquanto a altura do ponto alto versus o ponto baixo do potencial determina o que chamamos r : as razões de flutuações tensor-escalar. Essa quantidade mensurável, r , pode ser grande — até ~1. Mas também pode ser muito pequeno: até 10^-vinteou inferior sem dificuldades.

A contribuição das ondas gravitacionais remanescentes da inflação para a polarização em modo B da radiação cósmica de fundo tem uma forma conhecida, mas sua amplitude depende do modelo específico de inflação. Esses modos B das ondas gravitacionais da inflação ainda não foram observados. ( Crédito : Equipe Científica Planck)

Na superfície, pode parecer que a inflação cósmica não prevê nada nessa frente, considerando que previsões tão díspares são possíveis. Para a amplitude da razão tensor-escalar, r , isso está correto, embora cada modelo tenha sua própria previsão exclusiva para r . No entanto, há uma previsão muito clara e universal que podemos extrair: como deve ser o espectro das flutuações das ondas gravitacionais (tensores) e qual é sua magnitude em qualquer escala que possamos examinar. Quando olhamos para os sinais que são impressos no fundo cósmico de micro-ondas, podemos prever de forma robusta qual é o tamanho relativo dessas flutuações, desde pequenas escalas angulares até grandes escalas. A única coisa que é irrestrita, exceto pela observação, é a altura absoluta do espectro e, portanto, a magnitude de r .

Em meados dos anos 2000, havia uma força-tarefa interagências NASA/NSF/DOE que começou a planejar uma nova geração de experimentos para medir a polarização da luz do fundo de microondas cósmico em pequenas escalas angulares, especificamente projetadas para restringir r e validar ou descartar vários modelos de inflação. Numerosos observatórios e experimentos foram projetados e construídos para atingir esse objetivo: BICEP, POLARBEAR, SPTpol e ACTPOL, para citar alguns. O objetivo era restringir r para cerca de ~0,001. Se as ondas gravitacionais da inflação produzissem um sinal suficientemente grande, nós as veríamos. Caso contrário, colocaríamos restrições significativas e descartaríamos classes inteiras de modelos inflacionários. Com novos dados observacionais chegando, os teóricos começaram a fazer modelos com grandes r valores, que cairiam na área de testes e, portanto, seriam relevantes para esses experimentos.

De acordo com as restrições mais sensíveis que temos, a partir dos dados mais recentes do BICEP/Keck, a área sombreada em vermelho é tudo o que é permitido no que diz respeito aos modelos inflacionários. Os teóricos têm se envolvido em regiões que logo podem ser excluídas (verde, azul), mas os valores viáveis ​​de r podem ser tão pequenos quanto nos importamos em construir nossos modelos. ( Crédito : APS/Alan Stonebreaker, modificado por E. Siegel)

De muitas maneiras, os melhores dados atualmente vêm da colaboração BICEP, atualmente em a terceira iteração de seu experimento . Existem apenas limites superiores em r, agora restritos a não serem maiores que cerca de 0,03 ou mais. No entanto, a ausência de evidência não é evidência de ausência. O fato de não termos medido esse sinal não significa que ele não esteja lá, mas sim que, se estiver, está abaixo de nossas atuais capacidades de observação.

O que não encontrar essas flutuações de tensores (ainda) definitivamente, definitivamente não significa é que a inflação cósmica está errada. A inflação é bem validada por vários testes observacionais independentes e só seria falsificada pelos dados se detectássemos esses modos tensoriais, e eles não seguissem o espectro preciso previsto pela inflação.

E, no entanto, você nunca saberia nada disso ouvindo os cientistas associados ao BICEP e a comunicação voltada para o público que eles lançaram no mundo. Continuam a afirmar que:

• inflação permanece em dúvida
• Os modos B (indicando flutuações do tensor) são necessários para validar a inflação
• E se não há grandes magnitudes, a inflação é falsificada
• provavelmente estamos à beira de uma mudança de paradigma
• modelos cíclicos são um concorrente viável para a inflação
• a inflação simplesmente moveu o Big Bang singular para antes da inflação, em vez de preceder imediatamente o Big Bang quente

Nesta linha do tempo/história do gráfico do Universo, a colaboração BICEP2 coloca o Big Bang antes da inflação, um erro comum, mas inaceitável. Mesmo que este não tenha sido o principal pensamento no campo em quase 40 anos, serve como um exemplo de pessoas, hoje, errando um detalhe bem conhecido por simples falta de cuidado. ( Crédito : NSF (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, Related) - Programa BICEP2 financiado)

Todas essas afirmações, para ser franco, são incorretas e irresponsáveis. Pior de tudo, cada um dos cientistas com quem falei que fez essas alegações sabe que elas estão incorretas. No entanto, as alegações ainda são avançadas – inclusive para o público em geral por meio de tratamentos populares – pelos próprios cientistas que estão realizando esses experimentos. Não há maneira gentil de expressar isso: se não é auto-engano, é desonestidade intelectual total. De fato, quando um cientista faz uma afirmação exagerada e prematura que se revela, em uma inspeção mais detalhada, completamente errada, alguns de nós na comunidade astronômica chamam isso de BICEP2, em homenagem a a infame falsa descoberta anunciaram em 2014.

Acima de tudo, é uma pena. Esses experimentos que medem as propriedades da radiação cósmica de fundo em micro-ondas com precisões tão extraordinárias estão nos dando a melhor informação que já tivemos sobre a natureza do universo e sobre a época inflacionária que precedeu e criou – e causou – o quente Big Big Bang. A inflação cósmica é bem validada como a origem do nosso universo. Ele substituiu o Big Bang não inflacionário, contendo singularidade, como nosso modelo cosmológico padrão de onde todos viemos. Embora existam alternativas contrárias por aí, nenhuma delas teve sucesso onde a inflação cósmica não. Enquanto isso, todos eles não conseguem reproduzir o conjunto completo de sucessos da inflação.

Os cientistas que valorizam a glória e a atenção acima da precisão continuarão, sem dúvida, a fazer afirmações infundadas que minam o que realmente se sabe sobre o universo. Mas não se deixe enganar por tais afirmações. No final das contas, aprendemos o que existe no universo fazendo perguntas sobre si mesmo e ouvindo sua resposta. Assim que abandonamos essa abordagem, temos que admitir a verdade incômoda: simplesmente não estamos mais fazendo ciência.

Envie suas perguntas Ask Ethan para beginwithabang no gmail ponto com !

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